La stella si chiama HR 6819, nota anche come HIP 89605, HD 167128, o QV Telescopii e ne ha parlato anche Elisabetta Bonora in un suo articolo, ieri. Lo spettro indica che, sovrapposta alla luce di una stella di tipo Be (una stella di sequenza principale più calda del Sole con righe in emissione dell'Idrogeno, serie Balmer), ci sono anche righe caratteristiche di una "gigante calda" di tipo B3. Le righe in assorbimento prodotte da quest'ultima, inoltre, non sono stazionarie ma mostrano la caratteristica oscillazione dovuta, per effetto Doppler, ad una variazione di velocità radiale legata al moto rapido intorno ad una terza componente invisibile ed essa vicina, su un'orbita praticamente circolare.

 Sulla base del periodo di rotazione (40 giorni e 8 ore) e della velocità elevata (61,3±0,6 km/s), si è dedotto che la gigante ha una massa di almeno 5,0 masse solari e la sua compagna invisibile deve essere almeno 4,2 volte la massa del Sole. Questa massa, unita al fatto che non emette alcuna radiazione apprezzabile, induce a concludere che il terzo componente del sistema triplo sia un buco nero "quiescente", senza un disco di accrescimento che lo renda appariscente nelle bande dello spettro elettromagnetico. Una cosa simile avviene anche in un altro sistema binario studiato di recente, chiamato ALS 8775 (LB-1), che però indica una massa molto più elevata del buco nero e presenta degli aspetti poco chiari.

 Le misure di Gaia sulla posizione di questa stella sono affette da elevata incertezza dovuta, paradossalmente, alla sua notevole luminosità; una ulteriore fonte di disturbo deriva dal fatto che non si è tenuto conto della natura binaria, che ne fa oscillare lievemente la posizione in cielo; in ogni caso, la parallasse risulta essere dell'ordine di 2,9 millisecondi d'arco (mas), corrispondenti a una distanza di 310 ± 60 parsec.

Sorgente:https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2020/05/aa38020-20.pdf